Słońce, symbol ,
najbliższa gwiazda, centralne ciało Układu Słonecznego zawierające 99,87% jego całkowitej masy.
Słońce
Encyklopedia PWN
Oznaczenie:
Rodzaj obiektu: gwiazda pojedyncza
Lokalizacja: galaktyka: Galaktyka
Współrzędne i odległość od Ziemi: rektascensja: 19h 04m 31s (bieguna północnego) deklinacja: 63° 52′ (bieguna północnego) 0,00001581277672 l.św. = 0 pc = 1 AU
Typ widmowy i klasa jasności: G2V
Jasność absolutna: jasność składników układu lub gwiazdy pojedynczej: +4,83m
Jasność widoma (obserwowana): jasność składników układu lub gwiazdy pojedynczej: -26,8m
Temperatura efektywna: układ: 5777 K
Źródłem energii promieniowanej przez Słońce są reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel, zachodzące w jego wnętrzu, zwłaszcza przemiany tzw. cyklu proton–proton. W wyniku tego cyklu reakcji 4 protony (jądra wodoru) łączą się w cząstkę α (jądro helu) oraz wydziela się energia w ilości 4,27 · 10–12 J na jedną przemianę. Warunkiem koniecznym zachodzenia tych reakcji jest bardzo wysoka temperatura (5 · 107 K) panująca w jądrze Słońca (gęstość materii rzędu 100 g/cm3). Produkowana w jądrze Słońca energia jest przenoszona w postaci promieniowania ku jego powierzchni, ulegając w kolejnych warstwach Słońca absorpcji i ponownej emisji (strefa radiacji). W trakcie tego procesu ulega zmianie rozkład widmowy promieniowania (maksimum z zakresu promieniowania γ przesuwa się ku falom dłuższym), gdyż każdorazowo jest określany przez warunki panujące w warstwie, która to promieniowanie ostatnio emitowała. W górnych warstwach wnętrza Słońca energia jest przenoszona także w wyniku turbulentnych ruchów materii (strefa konwektywna).
Na zewnętrzną warstwę Słońca, która stanowi jego atmosferę, składają się: fotosfera, będąca najgłębszą jej warstwą (widoczną gołym okiem), chromosfera, warstwa przejściowa i korona słoneczna. W fotosferze temperatura maleje z wysokością od ok. 6000 K do ok. 4500 K, gęstość materii spada od ok. 5 · 10–7 do ok. 4 · 10–10 g/cm3. Na powierzchni fotosfery obserwuje się występowanie tzw. granul, tj. obszarów (o rozmiarach ok. 1000 km) jaśniejszych (o temperaturze ok. 100 K wyższej od otaczającej je fotosfery), będących wynikiem zachodzących pod fotosferą ruchów turbulentnych materii. Począwszy od dolnej warstwy chromosfery temperatura rośnie z wysokością, by po przejściu przez warstwę przejściową osiągnąć w dolnej części korony wartość rzędu 1 mln K (wzrost ten tłumaczy się dodatkowym „grzaniem” atmosfery Słońca w wyniku chaotycznych ruchów podfotosferycznej strefy konwektywnej). Z korony odbywa się ustawiczny wypływ materii, która w postaci wiatru słonecznego przenika przestrzeń międzyplanetarną; wypływ materii z korony powoduje spowalnianie rotacji Słońca. W atmosferze Słońca obserwuje się wiele zjawisk o zmieniającym się okresowo (średnio z okresem ok. 11,4 lat) natężeniu. Całokształt tych zjawisk, na które składa się m.in. występowanie w fotosferze plam słonecznych i pochodni, a w chromosferze rozbłysków i protuberancji, oraz zmiany kształtu i wielkości korony, nosi nazwę aktywności słonecznej. Jej przyczyną są zmiany zachodzące w ogólnym polu magnetycznym Słońca. Aktywność słoneczna jest źródłem wielu zjawisk zachodzących w górnych warstwach atmosfery Ziemi, jak zakłócenia pola geomagnetycznego, stanu jonosfery, występowanie zórz polarnych itp.; mają one wpływ na łączność radiową na Ziemi. Przypuszcza się, że Słońce po powstaniu było wielokrotnie bardziej aktywne niż obecnie, a jego obrót odbywał się ok. 10 razy szybciej.